Gwiazdy według przykładów kolorów. Białe gwiazdy: nazwy, opisy, cechy. Wielka Niedźwiedzica Epsilon
Wielokolorowe gwiazdy na niebie. Zdjęcie w poprawionych kolorach
Paleta kolorów gwiazd jest szeroka. Niebieski, żółty i czerwony - odcienie są widoczne nawet przez atmosferę, co zwykle zniekształca kontury ciał kosmicznych. Ale skąd bierze się kolor gwiazdy?
Pochodzenie koloru gwiazdy
Sekret różnych kolorów gwiazd stał się ważnym narzędziem dla astronomów - kolor gwiazd pomógł im rozpoznać powierzchnie gwiazd. Opierał się na niezwykłym zjawisko naturalne- związek pomiędzy substancją a barwą emitowanego przez nią światła.
Prawdopodobnie sam poczyniłeś już obserwacje na ten temat. Włókno 30-watowej żarówki małej mocy świeci na pomarańczowo, a gdy napięcie w sieci spada, żarnik ledwo świeci na czerwono. Mocniejsze żarówki świecą na żółto lub nawet na biało. A elektroda spawalnicza podczas pracy i lampa kwarcowaświecić na niebiesko. Nigdy jednak nie należy na nie patrzeć – ich energia jest tak wielka, że łatwo może uszkodzić siatkówkę.
Odpowiednio, im gorętszy obiekt, tym jego kolor blasku jest bliższy niebieskiemu, a im zimniejszy, tym bliższy ciemnoczerwonemu. Gwiazdy nie są wyjątkiem: dotyczy ich ta sama zasada. Wpływ gwiazdy na jej kolor jest bardzo mały - temperatura może ukryć poszczególne pierwiastki, jonizując je.
Ale to promieniowanie gwiazdy pomaga określić jej skład. Atomy każdej substancji mają swój własny, niepowtarzalny charakter przepustowość. Fale świetlne niektórych kolorów przechodzą przez nie bez przeszkód, inne zatrzymują się – tak naprawdę naukowcy wykorzystują zablokowane zakresy światła do oznaczania pierwiastków chemicznych.
Mechanizm „kolorowania” gwiazd
Jaka jest fizyczna podstawa tego zjawiska? Temperaturę charakteryzuje prędkość ruchu cząsteczek substancji ustrojowej – im wyższa, tym szybciej się poruszają. Ma to wpływ na długość przechodzącą przez substancję. Gorące środowisko skraca fale, a zimne środowisko, wręcz przeciwnie, je wydłuża. A widzialna barwa wiązki światła jest precyzyjnie określona przez długość fali świetlnej: odpowiadają za to fale krótkie niebieskie odcienie i długie - dla czerwonych. Biały Wynika to z superpozycji promieni wielospektralnych.
Gwiazdy, które obserwujemy, różnią się zarówno kolorem, jak i jasnością. Jasność gwiazdy zależy zarówno od jej masy, jak i odległości. A kolor blasku zależy od temperatury na jego powierzchni. Najfajniejsze gwiazdy są czerwone. A te najgorętsze mają niebieskawy odcień. Gwiazdy białe i niebieskie są najgorętsze, ich temperatura jest wyższa od temperatury Słońca. Nasza gwiazda, Słońce, należy do klasy gwiazd żółtych.
Ile gwiazd jest na niebie?
Obliczenie nawet w przybliżeniu liczby gwiazd w znanej nam części Wszechświata jest prawie niemożliwe. Naukowcy mogą jedynie powiedzieć, że w naszej Galaktyce, zwanej Drogą Mleczną, może znajdować się około 150 miliardów gwiazd. Ale są inne galaktyki! Ale ludzie znacznie dokładniej znają liczbę gwiazd, które można zobaczyć z powierzchni Ziemi gołym okiem. Takich gwiazd jest około 4,5 tysiąca.
Jak rodzą się gwiazdy?
Jeśli gwiazdy się zaświecą, czy to znaczy, że ktoś tego potrzebuje? W nieskończonej przestrzeni zawsze znajdują się cząsteczki najprostszej substancji we Wszechświecie – wodoru. Gdzieś jest mniej wodoru, gdzieś więcej. Pod wpływem wzajemnych sił przyciągania cząsteczki wodoru przyciągają się do siebie. Te procesy przyciągania mogą trwać bardzo długo – miliony, a nawet miliardy lat. Ale prędzej czy później cząsteczki wodoru przyciągają się tak blisko siebie, że tworzy się chmura gazu. W miarę dalszego przyciągania temperatura w środku takiej chmury zaczyna rosnąć. Miną kolejne miliony lat, a temperatura w obłoku gazu może wzrosnąć tak bardzo, że rozpocznie się reakcja syntezy termojądrowej - wodór zacznie zamieniać się w hel, a na niebie pojawi się nowa gwiazda. Każda gwiazda jest gorącą kulą gazu.
Żywotność gwiazd jest bardzo zróżnicowana. Naukowcy odkryli, że im większa masa nowonarodzonej gwiazdy, tym krótsza jest jej żywotność. Żywotność gwiazdy może wynosić od setek milionów do miliardów lat.
Rok świetlny
Rok świetlny to odległość pokonywana w ciągu roku przez wiązkę światła poruszającą się z prędkością 300 tysięcy kilometrów na sekundę. A rok ma 31 536 000 sekund! Zatem od najbliższej nam gwiazdy, zwanej Proxima Centauri, wiązka światła wędruje przez ponad cztery lata (4,22 lat świetlnych)! Gwiazda ta znajduje się 270 tysięcy razy dalej od nas niż Słońce. A reszta gwiazd jest znacznie dalej – dziesiątki, setki, tysiące, a nawet miliony lat świetlnych od nas. Dlatego gwiazdy wydają nam się takie małe. I nawet w najpotężniejszym teleskopie, w przeciwieństwie do planet, są one zawsze widoczne jako kropki.
Co to jest „konstelacja”?
Od czasów starożytnych ludzie patrzyli na gwiazdy i widzieli w nich dziwne postacie tworzące grupy jasne gwiazdy, wizerunki zwierząt i mitycznych bohaterów. Takie postacie na niebie zaczęto nazywać konstelacjami. I chociaż na niebie gwiazdy zawarte przez ludzi w tej czy innej konstelacji są wizualnie blisko siebie, w przestrzeni kosmicznej gwiazdy te mogą znajdować się w znacznej odległości od siebie. Najbardziej znane konstelacje to Wielka Niedźwiedzica i Wielka Niedźwiedzica. Faktem jest, że konstelacja Małej Niedźwiedzicy obejmuje Gwiazdę Polarną, na którą wskazuje biegun północny naszej planety Ziemia. Wiedząc, jak znaleźć Gwiazdę Polarną na niebie, każdy podróżnik i nawigator będzie mógł określić, gdzie jest północ i poruszać się po tym obszarze.
Supernowe
Niektóre gwiazdy pod koniec swojego życia nagle zaczynają świecić tysiące i miliony razy jaśniej niż zwykle i wyrzucają ogromne masy materii w otaczającą przestrzeń. Powszechnie mówi się, że następuje eksplozja supernowej. Blask supernowej stopniowo zanika i ostatecznie w miejscu takiej gwiazdy zostaje tylko świecąca chmura. Podobną eksplozję supernowej zaobserwowali starożytni astronomowie w pobliżu i Daleki Wschód 4 lipca 1054. Rozpad tej supernowej trwał 21 miesięcy. Teraz w miejscu tej gwiazdy znajduje się Mgławica Krab, znana wielu miłośnikom astronomii.
Podsumowując tę sekcję, zauważamy, że
V. Rodzaje gwiazd
Podstawowa klasyfikacja widmowa gwiazd:
Brązowe karły
Brązowe karły to rodzaj gwiazd, w których reakcje jądrowe nigdy nie będzie w stanie zrekompensować strat energii spowodowanych promieniowaniem. Przez długi czas brązowe karły były obiektami hipotetycznymi. Ich istnienie przewidywano w połowie XX wieku w oparciu o wyobrażenia o procesach zachodzących podczas powstawania gwiazd. Jednak w 2004 roku po raz pierwszy odkryto brązowego karła. Do chwili obecnej odkryto całkiem sporo gwiazd tego typu. Ich klasa widmowa to M – T. Teoretycznie wyróżnia się inną klasę – oznaczoną Y.
Białe karły
Wkrótce po błysku helu „zapalają się” węgiel i tlen; każde z tych zdarzeń powoduje silną restrukturyzację gwiazdy i jej szybki ruch wzdłuż diagramu Hertzsprunga-Russella. Rozmiar atmosfery gwiazdy zwiększa się jeszcze bardziej, a gwiazda zaczyna intensywnie tracić gaz w postaci rozpraszających strumieni wiatru gwiazdowego. Los centralnej części gwiazdy zależy całkowicie od jej masy początkowej: rdzeń gwiazdy może zakończyć swoją ewolucję jako biały karzeł(gwiazdy o małej masie), jeśli jej masa na późniejszych etapach ewolucji przekracza granicę Chandrasekhara – jak gwiazda neutronowa (pulsar), jeśli masa przekracza granicę Oppenheimera-Volkowa – jak czarna dziura. W dwóch ostatnich przypadkach zakończeniu ewolucji gwiazd towarzyszą zdarzenia katastrofalne – wybuchy supernowych.
Zdecydowana większość gwiazd, w tym Słońce, kończy swoją ewolucję poprzez kurczenie się, aż ciśnienie zdegenerowanych elektronów zrównoważy grawitację. W tym stanie, gdy rozmiar gwiazdy zmniejsza się stukrotnie, a gęstość staje się milion razy większa niż gęstość wody, gwiazdę nazywa się białym karłem. Jest pozbawiony źródeł energii i stopniowo ochładzając się, staje się ciemny i niewidoczny.
Czerwone giganty
Czerwone olbrzymy i nadolbrzymy to gwiazdy o dość niskiej temperaturze efektywnej (3000 - 5000 K), ale o ogromnej jasności. Typowa wielkość bezwzględna takich obiektów wynosi 3m-0m (I i III klasa jasności). Ich widmo charakteryzuje się obecnością molekularnych pasm absorpcji, a maksymalna emisja występuje w zakresie podczerwieni.
Gwiazdy zmienne
Gwiazda zmienna to gwiazda, której jasność zmieniła się przynajmniej raz w całej historii obserwacji. Przyczyn zmienności jest wiele i można je wiązać nie tylko z procesami wewnętrznymi: jeśli gwiazda jest podwójna, a linia widzenia leży lub jest pod niewielkim kątem do pola widzenia, to jedna gwiazda przechodząca przez dysk gwiazda, zaćmi ją, a jasność może się również zmienić, jeśli światło gwiazdy przejdzie przez silne pole grawitacyjne. Jednak w większości przypadków zmienność wiąże się z niestabilnymi procesami wewnętrznymi. W najnowsza wersja W ogólnym katalogu gwiazd zmiennych przyjmuje się następujący podział:
Erupcyjne gwiazdy zmienne- są to gwiazdy, które zmieniają swoją jasność na skutek gwałtownych procesów i rozbłysków w swoich chromosferach i koronach. Zmiany jasności zwykle powstają w wyniku zmian otoczki lub utraty masy w postaci wiatru gwiazdowego o zmiennym natężeniu i/lub interakcji z ośrodkiem międzygwiazdowym.
Pulsujące gwiazdy zmienne to gwiazdy wykazujące okresową ekspansję i kurczenie się warstw powierzchniowych. Pulsacje mogą być promieniowe lub niepromieniowe. Pulsacje promieniowe gwiazdy powodują, że jej kształt staje się kulisty, podczas gdy pulsacje niepromieniowe powodują odchylenie kształtu gwiazdy od sferycznego, a sąsiednie strefy gwiazdy mogą znajdować się w przeciwnych fazach.
Obracające się gwiazdy zmienne- są to gwiazdy, których rozkład jasności na powierzchni jest nierównomierny i/lub mają kształt nieelipsoidalny, przez co podczas obrotu gwiazd obserwator rejestruje ich zmienność. Niejednorodność jasności powierzchni może być spowodowana plamami lub temperaturą lub niejednorodnością chemiczną spowodowaną przez pola magnetyczne, którego osie nie pokrywają się z osią obrotu gwiazdy.
Gwiazdy zmienne kataklizmiczne (wybuchowe i podobne do nowych).. Zmienność tych gwiazd jest spowodowana eksplozjami, które są spowodowane procesami wybuchowymi w ich warstwach powierzchniowych (nowe) lub głęboko w ich głębinach (supernowe).
Zaćmienia układów podwójnych.
Optyczne zmienne układy podwójne z emisją twardego promieniowania rentgenowskiego
Nowe typy zmiennych- rodzaje zmienności odkryte podczas publikacji katalogu i dlatego nieujęte w już opublikowanych klasach.
Nowy
Nowa jest rodzajem zmiennej kataklizmicznej. Ich jasność nie zmienia się tak gwałtownie jak supernowych (chociaż amplituda może wynosić 9 m): na kilka dni przed maksimum gwiazda jest tylko 2 m słabsza. Liczba takich dni określa, do której klasy nowych należy dana gwiazda:
Bardzo szybko, jeśli ten czas (oznaczony jako t2) jest krótszy niż 10 dni.
Szybko - 11
Istnieje zależność maksymalnej jasności nowej od t2. Czasami ta zależność jest wykorzystywana do określenia odległości do gwiazdy. Maksimum rozbłysku zachowuje się różnie w różnych zakresach: podczas gdy w zakresie widzialnym następuje już spadek promieniowania, w ultrafiolecie wciąż rośnie. Jeśli błysk zostanie zaobserwowany również w zakresie podczerwieni, wówczas maksimum zostanie osiągnięte dopiero po ustąpieniu blasku w ultrafiolecie. Zatem jasność bolometryczna podczas rozbłysku pozostaje niezmieniona przez dość długi czas.
W naszej Galaktyce można wyróżnić dwie grupy nowych: nowe dyski (średnio są jaśniejsze i szybsze) oraz nowe wybrzuszenia, które są nieco wolniejsze i odpowiednio nieco słabsze.
Supernowe
Supernowe to gwiazdy, które kończą swoją ewolucję w katastrofalnym procesie wybuchowym. Terminu „supernowe” używano do opisania gwiazd, które wybuchały znacznie (o rzędy wielkości) silniej niż tzw. „nowe”. W rzeczywistości ani jedna, ani druga nie są fizycznie nowe; istniejące gwiazdy zawsze wybuchają. Ale w kilku historycznych przypadkach rozbłysły te gwiazdy, które wcześniej były praktycznie lub całkowicie niewidoczne na niebie, co stworzyło efekt pojawienia się nowej gwiazdy. Rodzaj supernowej zależy od obecności linii wodoru w widmie rozbłysku. Jeśli tak, to jest to supernowa typu II, jeśli nie, to jest to supernowa typu I
Hypernowe
Hypernova - zapadnięcie się wyjątkowo ciężkiej gwiazdy, gdy nie ma już w niej źródeł wspierających reakcje termojądrowe; innymi słowy, jest to bardzo duża supernowa. Od początku lat 90. obserwowano eksplozje gwiazdowe tak potężne, że siła eksplozji przekroczyła moc zwykłej supernowej około 100 razy, a energia eksplozji przekroczyła 1046 dżuli. Ponadto wielu z tych eksplozji towarzyszyły bardzo silne rozbłyski promieniowania gamma. Intensywne badania nieba znalazły kilka argumentów przemawiających za istnieniem hipernowych, ale na razie hipernowe są obiektami hipotetycznymi. Dziś terminem tym określa się eksplozje gwiazd o masach od 100 do 150 lub więcej mas Słońca. Hypernovae teoretycznie mogłyby stanowić poważne zagrożenie dla Ziemi ze względu na silny rozbłysk radioaktywny, jednak obecnie w pobliżu Ziemi nie ma gwiazd, które mogłyby stwarzać takie zagrożenie. Według niektórych danych 440 milionów lat temu w pobliżu Ziemi miała miejsce eksplozja hipernowej. Jest prawdopodobne, że w wyniku tej eksplozji krótkotrwały izotop niklu 56Ni spadł na Ziemię.
Gwiazdy neutronowe
W gwiazdach masywniejszych od Słońca ciśnienie zdegenerowanych elektronów nie jest w stanie powstrzymać kompresji jądra i trwa do momentu, gdy większość cząstek zamieni się w neutrony upakowane tak ciasno, że wielkość gwiazdy mierzy się w kilometrach, a jej gęstość wynosi 280 bilionów. razy gęstość wody. Taki obiekt nazywany jest gwiazdą neutronową; jego równowaga jest utrzymywana przez ciśnienie zdegenerowanej materii neutronów.
Każda gwiazda – żółta, niebieska czy czerwona – jest gorącą kulą gazu. Współczesna klasyfikacja opraw oświetleniowych opiera się na kilku parametrach. Należą do nich temperatura powierzchni, rozmiar i jasność. Kolor gwiazdy widocznej w bezchmurną noc zależy głównie od pierwszego parametru. Najcieplejsze oprawy są niebieskie lub nawet niebieskie, najzimniejsze są czerwone. Żółte gwiazdy, których przykłady wymieniono poniżej, zajmują średnią pozycję na skali temperatur. Do tych źródeł światła zalicza się Słońce.
Różnice
Ciała nagrzane do różnych temperatur emitują światło o różnej długości fali. Od tego parametru zależy kolor określany przez ludzkie oko. Im krótsza długość fali, tym cieplejsze ciało i tym bardziej jego kolor jest bliższy bieli i błękitowi. Dotyczy to również gwiazd.
Czerwone oprawy oświetleniowe są najzimniejsze. Temperatura ich powierzchni sięga zaledwie 3 tysięcy stopni. Gwiazda jest żółta, podobnie jak nasze Słońce, już gorętsza. Jego fotosfera nagrzewa się do 6000°C. Białe oprawy są jeszcze gorętsze – od 10 do 20 tysięcy stopni. I wreszcie, niebieskie gwiazdy są najgorętsze. Temperatura ich powierzchni sięga od 30 do 100 tysięcy stopni.
Ogólna charakterystyka
Cechy żółtego karła
Małe oprawy charakteryzują się imponującą żywotnością. parametr ten wynosi 10 miliardów lat. Słońce znajduje się obecnie mniej więcej w połowie swojego cyklu życiowego, co oznacza, że pozostało mu około 5 miliardów lat, zanim opuści Ciąg Główny i stanie się czerwonym olbrzymem.
Gwiazda, żółta i klasyfikowana jako karzeł, ma wymiary podobne do Słońca. Źródłem energii dla takich opraw jest synteza helu z wodoru. Do kolejnego etapu ewolucji przechodzą po wyczerpaniu się wodoru w rdzeniu i rozpoczęciu spalania helu.
Oprócz Słońca do żółtych karłów należą A, Północna Korona Alfa, Mu Bootes, Tau Ceti i inne ciała luminarskie.
Żółte podolbrzymy
Gwiazdy podobne do Słońca zaczynają się zmieniać po wyczerpaniu się paliwa wodorowego. Kiedy hel w jądrze zapali się, gwiazda rozszerzy się i zamieni w. Jednak ten etap nie następuje natychmiast. Najpierw zaczynają się palić zewnętrzne warstwy. Gwiazda opuściła już Ciąg Główny, ale jeszcze się nie rozwinęła - jest w fazie podolbrzyma. Masa takiej gwiazdy zwykle waha się od 1 do 5
Nawet większe gwiazdy mogą przejść przez fazę żółtego podolbrzyma. Jednak dla nich ten etap jest mniej wyraźny. Najsłynniejszym współczesnym podolbrzymem jest Procyon (Alpha Canis Minor).
Prawdziwa rzadkość
Gwiazdy żółte, których nazwy podano powyżej, należą do dość powszechnych typów we Wszechświecie. Inaczej jest z hiperolbrzymami. To prawdziwi olbrzymy, uważani za najcięższych, najjaśniejszych i największych, a jednocześnie mających najkrótszą średnią długość życia. Najbardziej znane hiperolbrzymy to jasnoniebieskie zmienne, ale są wśród nich gwiazdy białe, żółte, a nawet czerwone.
Do takich rzadkich ciał kosmicznych zalicza się na przykład Rho Cassiopeia. To żółty hiperolbrzym, którego jasność jest 550 tysięcy razy większa niż Słońce. Znajduje się 12 000 m od naszej planety. W pogodną noc można ją dostrzec gołym okiem (jasność widzialna – 4,52 m).
Nadolbrzymy
Hiperolbrzymy są szczególnym przypadkiem nadolbrzymów. W tym ostatnim znajdują się także żółte gwiazdki. Według astronomów stanowią one etap przejściowy w ewolucji luminarzy od niebieskich do czerwonych nadolbrzymów. Niemniej jednak w fazie żółtego nadolbrzyma gwiazda może istnieć przez dość długi czas. Z reguły na tym etapie ewolucji gwiazdy nie umierają. Podczas całych badań przestrzeni kosmicznej zarejestrowano tylko dwie supernowe wygenerowane przez żółte nadolbrzymy.
Do takich luminarzy zaliczają się Canopus (Alpha Carinae), Rastaban (Beta Draconis), Beta Aquarii i kilka innych obiektów.
Jak widać, każda gwiazda, żółta jak Słońce, ma specyficzne cechy. Wszystkie jednak łączy coś wspólnego – kolor, będący efektem nagrzania fotosfery do określonej temperatury. Oprócz wymienionych do podobnych luminarzy należą Epsilon Scuti i Beta Corri (jasne olbrzymy), Delta Southern Triangulum i Beta Giraffe (nadolbrzymy), Capella i Vindemiatrix (giganty) oraz wiele innych ciał kosmicznych. Należy zaznaczyć, że kolor wskazany w klasyfikacji obiektu nie zawsze pokrywa się z kolorem widzialnym. Dzieje się tak, ponieważ prawdziwy odcień światła zostaje zniekształcony przez gaz i pył, a także po przejściu przez atmosferę. Aby określić kolor, astrofizycy używają aparatu spektrograficznego: dostarcza on znacznie dokładniejszych informacji niż ludzkie oko. To dzięki niemu naukowcy potrafią rozróżnić gwiazdy niebieskie, żółte i czerwone, które znajdują się w ogromnych odległościach od nas.
Gwiazdy w różnych kolorach
Nasze Słońce jest bladożółtą gwiazdą. Ogólnie rzecz biorąc, kolor gwiazd to niezwykle różnorodna paleta kolorów. Jedna z konstelacji nazywa się „Pudełko z biżuterią”. Szafirowe i niebieskie gwiazdy są rozsiane po czarnym aksamicie nocnego nieba. Pomiędzy nimi, pośrodku konstelacji, znajduje się jasna pomarańczowa gwiazda.
Różnice w kolorze gwiazd
Różnice w kolorach gwiazd tłumaczy się tym, że gwiazdy mają różną temperaturę. Dlatego tak się dzieje. Światło to promieniowanie falowe. Odległość między grzbietami jednej fali nazywa się jej długością. Fale świetlne są bardzo krótkie. Ile? Spróbuj podzielić cal na 250 000 równych części (1 cal to 2,54 centymetra). Kilka takich części będzie składać się na długość fali światła.
Pomimo tak niewielkiej długości fali świetlnej, najmniejsza różnica w rozmiarach fal świetlnych drastycznie zmienia barwę obserwowanego przez nas obrazu. Wynika to z faktu, że fale świetlne o różnej długości odbieramy przez nas jako różne kolory. Na przykład długość fali koloru czerwonego jest półtora razy dłuższa niż długość fali koloru niebieskiego. Kolor biały to promień składający się z fotonów fal świetlnych o różnych długościach, czyli promieni o różnych kolorach.
Z codziennego doświadczenia wiemy, że barwa ciał zależy od ich temperatury. Połóż żelazny pogrzebacz na ogniu. W miarę nagrzewania najpierw zmienia kolor na czerwony. Wtedy zarumieni się jeszcze bardziej. Gdyby pogrzebacz można było jeszcze bardziej podgrzać, nie topiąc go, zmieniłby kolor z czerwonego na pomarańczowy, potem żółty, potem biały, a na koniec niebiesko-biały.
Spójrz na nocne niebo, jakie są tam gwiazdy. W pogodne, ciemne noce przy normalnym widzeniu można zobaczyć tysiące gwiazd, niektóre ledwo widoczne, inne świecące tak jasno, że można je zobaczyć, gdy niebo jest jeszcze błękitne! Dlaczego niektóre gwiazdy są jaśniejsze od innych?
Z dwóch powodów. Niektóre są po prostu bliżej nas, inne, choć odległe, mają niewyobrażalnie duże rozmiary. Przyjrzyjmy się małemu wycinkowi południowego nieba.
Alfa Centauri(żółta), to jedna z najjaśniejszych gwiazd na nocnym niebie, jest podobna do naszej, tylko nieco większa i jaśniejsza oraz ma mniej więcej ten sam kolor. Powodem jej jasności jest to, że znajduje się (według standardów kosmicznych) bardzo blisko nas: zaledwie 4,4 lat świetlnych.
Ale spójrz na drugą najjaśniejszą gwiazdę (niebieską tuż powyżej), znaną jako Beta Centauri.
Beta Centauri w rzeczywistości nie jest sąsiadką Alpha Centauri. Chociaż żółta gwiazda znajduje się zaledwie 4,4 roku świetlnego od Ziemi, Beta Centauri znajduje się 530 lat świetlnych od Ziemi, czyli ponad 100 razy dalej!
Dlaczego więc Beta Centauri świeci prawie tak jasno jak Alpha Centauri? Tak, bo to inny typ gwiazdy! Jakie są gwiazdy, jeśli spojrzymy na kolor. Żółta Alfa Centauri jest typu G, podobnie jak nasze Słońce. A Beta Centauri jest jedną z gwiazd niebieskich i należy do gwiazd „typu B”.
Każda gwiazda ma 5 głównych parametrów:1. Jasność, 2. Kolor, 3. Temperatura, 4. Rozmiar, 5. waga. Cechy te są od siebie w istotnym stopniu zależne. Kolor zależy od temperatury gwiazdy, intensywność zależy od temperatury i wielkości.
Kolor i temperatura gwiazdy
Pomimo swoich odcieni gwiazdy mają trzy podstawowe kolory: czerwony, żółty i niebieski. Nasze Słońce jest jedną z żółtych gwiazd. Kolor zależy od jego temperatury. Temperatura żółtych gwiazd na powierzchni sięga 6000° C. Gwiazdy czerwone są chłodniejsze, ich temperatura powierzchni waha się od 2000° C do 3000° C. Za najgorętsze uważa się gwiazdy niebieskie, których temperatura waha się od 10 000° C do 100 000° C.
